o ilustrare a istoriei noastre cosmice, de la Big Bang până în prezent, în contextul… universul în expansiune. Prima ecuație Friedmann descrie toate aceste epoci, de la inflație la Big Bang până în prezent și departe în viitor, perfect precis, chiar și astăzi.
NASA/WMAP science team
săptămâna trecută, Perimeter Institute a rulat o caracteristică în care au întrebat 14 oameni de știință care este ecuația lor preferată și de ce. Au existat multe răspunsuri excelente din multe domenii diferite de cercetare, de la termodinamică la matematică pură. Mulți oameni au mers cu ecuații fundamentale, cum ar fi legea gravitației, faimoasa F = ma a lui Newton sau ecuația Schr Xvdinger, care guvernează particulele cuantice. Am avut onoarea de a fi inclus în această listă, iar răspunsul pe care l-am dat nu a fost niciunul dintre acestea. În schimb, ecuația pe care am ales-o a fost una foarte specifică: prima ecuație Friedmann, care este derivată din relativitatea generală a lui Einstein într-un set specific de circumstanțe.
o fotografie a lui Ethan Siegel la hyperwall-ul American Astronomical Society în 2017, împreună cu… prima ecuație Friedmann la dreapta.
Perimeter Institute/Harley Thronson
când au întrebat de ce am ales această ecuație, iată ce am spus:
„prima ecuație Friedmann descrie cum, pe baza a ceea ce este în univers, rata de expansiune se va schimba în timp. Dacă doriți să știți de unde a venit universul și încotro se îndreaptă, tot ce trebuie să măsurați este modul în care se extinde astăzi și ce este în el. Această ecuație vă permite să preziceți restul!”
povestea lui Friedmann, ecuația sa și ceea ce ne învață despre universul nostru este o poveste pe care orice pasionat de știință ar trebui să o cunoască.
au fost efectuate nenumărate teste științifice ale teoriei generale a relativității a lui Einstein,… supunerea ideii la unele dintre cele mai stricte constrângeri obținute vreodată de umanitate. Prima soluție a lui Einstein a fost pentru limita câmpului slab în jurul unei singure mase, cum ar fi Soarele; el a aplicat aceste rezultate sistemului nostru Solar cu un succes dramatic.
LIGO scientific collaboration / T. Pyle / Caltech/MIT
În 1915, Einstein și-a prezentat teoria relativității generale, care a legat curbura spațiului-timp, pe de o parte, de prezența materiei și a energiei în univers, pe de altă parte. După cum a spus John Wheeler mulți ani mai târziu, spațiu-timpul spune materiei cum să se miște; Materia spune spațiu-timpului cum să se curbeze. Teoria lui Einstein, într-o singură lovitură, a reprodus toate succesele anterioare ale gravitației lui Newton, a explicat complexitatea orbitei lui Mercur (pe care teoria lui Newton nu a putut-o face) și a făcut o nouă predicție pentru îndoirea luminii stelelor, care a fost confirmată spectaculos în timpul eclipsei totale de soare din 1919. Singura problemă? Pentru a împiedica universul să se prăbușească în sine, Einstein a trebuit să adauge o constantă cosmologică — o soluție ad — hoc pentru faptul că spațiile statice erau instabile în relativitatea generală-la teoria sa. Era urât, era bine reglat și nu avea altă motivație.
Alexander Friedmann avea doar 33 de ani când a scris ecuațiile Friedmann și a prezis o… extinderea Universului. Trei ani mai târziu, viața lui avea să fie tăiată tragic de boală.
E. A. Tropp, V. Ya. Frenkel & A. D. Chernin; Cambridge University Press
introduceți Friedmann. În 1922, la doar trei ani de la confirmarea eclipsei, Friedmann a găsit o modalitate elegantă de a salva universul în timp ce elimina simultan constanta cosmologică: nu presupuneți că este statică. În schimb, a argumentat Friedmann, să presupunem că este așa cum o observăm, plină de materie și radiații și lăsată să fie curbată. Să presupunem, în plus, că este aproximativ izotrop și omogen, care sunt cuvinte matematice care înseamnă „la fel în toate direcțiile” și „la fel în toate locațiile.”Dacă faceți aceste presupuneri, apar două ecuații: ecuațiile Friedmann. Ei vă spun că Universul nu este static, ci mai degrabă că se extinde sau se contractă în funcție de rata de expansiune și de conținutul Universului vostru. Cel mai bine, ei vă spun cum evoluează universul cu timpul, în mod arbitrar departe în viitor sau trecut.
destinele așteptate ale Universului (primele trei ilustrații) toate corespund unui univers în care… Materia și energia luptă împotriva ratei inițiale de expansiune. În universul nostru observat, o accelerare cosmică este cauzată de un anumit tip de energie întunecată, care este până acum inexplicabilă.
E. Siegel/dincolo de galaxie
ceea ce este remarcabil este că Friedmann a pus asta înainte să descoperim că universul se extinde; înainte ca Hubble să descopere că există galaxii dincolo de Calea Lactee în univers! Abia în anul următor Hubble va identifica stelele variabile Cefeide din Andromeda, învățându-ne distanța și plasându-le departe de galaxia noastră. Mai mult, abia la sfârșitul anilor 1920 Georges Lema și mai târziu, independent, Hubble, ar pune cifrele de deplasare spre roșu și distanță împreună pentru a concluziona că universul se extinde. În acel moment, tânărul Friedmann murise deja tragic de febră tifoidă, pe care o contractase în timp ce se întorcea din luna de miere în 1925.descoperirea lui Hubble a unei variabile Cefeide în galaxia Andromeda, M31, ne-a deschis Universul,… oferindu-ne dovezile observaționale de care aveam nevoie pentru galaxiile de dincolo de Calea Lactee și care conduc la universul în expansiune.
E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay și echipa Hubble Heritage
cu toate acestea, moștenirea sa științifică a fost incontestabilă și a devenit cu atât mai mult cu cât am ajuns să înțelegem mai bine cosmologia. Prima ecuație Friedmann este cea mai importantă dintre cele două, deoarece este cea mai ușoară și mai simplă legătură cu observațiile. Pe de o parte, aveți echivalentul ratei de expansiune (pătrat), sau ceea ce este cunoscut colocvial ca Constanta Hubble. (Nu este cu adevărat o constantă, deoarece se poate schimba pe măsură ce universul se extinde sau se contractă în timp.) Vă spune cum țesătura universului se extinde sau se contractă în funcție de timp.
prima ecuație Friedmann, așa cum este scrisă convențional astăzi (în notație modernă), unde stânga… side detaliază rata de expansiune Hubble și evoluția spațiu-timpului, iar partea dreaptă include toate formele diferite de materie și energie, împreună cu curbura spațială.
LaTeX/domeniu public
pe de altă parte este literalmente orice altceva. Există toată materia, radiația și orice alte forme de energie care alcătuiesc universul. Există curbura intrinsecă spațiului însuși, în funcție de faptul dacă Universul este închis (curbat pozitiv), deschis (curbat negativ) sau plat (necurvat). Și există, de asemenea, termenul” Inox”: o constantă cosmologică, care poate fi fie o formă de energie, fie o proprietate intrinsecă a spațiului.
o ilustrare a modului în care spațiul-timp se extinde atunci când este dominat de materie, radiație sau energie inerentă… în spațiul însuși. Toate aceste trei soluții sunt derivate din ecuațiile Friedmann.
E. Siegel
oricum, aceasta este ecuația care leagă modul în care Universul se extinde, cantitativ, la ceea ce alcătuiește Materia și energia din el. Măsurați ce este în universul vostru astăzi și cât de repede se extinde astăzi și puteți extrapola înainte sau înapoi prin cantități arbitrare. Puteți ști cum Universul se extindea în trecutul îndepărtat sau imediat după Big Bang. Puteți ști dacă va aminti sau nu (nu va fi) sau dacă rata de expansiune va asimptota la zero (nu va fi) sau va rămâne pozitivă pentru totdeauna (va fi).
Universul nu se extinde doar uniform, ci are mici imperfecțiuni de densitate în interiorul său, care… permite-ne să formăm stele, galaxii și grupuri de galaxii pe măsură ce trece timpul. Adăugarea neomogenităților densității la prima ecuație Friedmann este punctul de plecare pentru înțelegerea a ceea ce arată universul astăzi.
E. M. Huff, echipa SDSS-III și echipa telescopului Polului Sud; grafic de Zosia Rostomian
și poate cel mai spectaculos, puteți adăuga imperfecțiuni deasupra acestui fundal neted. Imperfecțiunile densității pe care le puneți în universul vostru vă spun cum crește și se formează structura pe scară largă, ce va crește într-o galaxie/cluster și ce nu și ce va deveni legat gravitațional față de ceea ce va fi îndepărtat.toate acestea pot fi derivate dintr-o singură ecuație: prima ecuație Friedmann.
există o suită mare de dovezi științifice care susțin imaginea universului în expansiune… și Big Bang-ul. Numărul mic de parametri de intrare și numărul mare de succese observaționale și predicții care au fost verificate ulterior sunt printre semnele distinctive ale unei teorii științifice de succes. Ecuația Friedmann descrie totul.
NASA/GSFC
deși viața lui Friedmann a fost scurtă, influența sa nu poate fi supraevaluată. El a fost primul care a obținut soluția relativității generale care descrie universul nostru: un univers în expansiune plin de materie. Deși a fost derivat independent, mai târziu, de alți trei — Georges Lema, Howard Robertson și Arthur Walker — Friedmann și-a dat seama pe deplin de implicațiile și aplicațiile sale și chiar a venit cu primele soluții pentru spații curbate exotic. A fost și un profesor influent; cel mai faimos elev al său a fost George Gamow, care mai târziu va continua să aplice opera lui Friedmann în universul în expansiune pentru a crea Teoria Big Bang a originii noastre cosmice.
o istorie vizuală a universului în expansiune include starea fierbinte și densă cunoscută sub numele de Big Bang și… creșterea și formarea structurii ulterior. George Gamow, student al lui Friedmann, a fost în mod clar puternic influențat de el în a veni cu ideea Big Bang-ului de unde derivă această imagine.
NASA / CXC/M. Weiss
la aproape un secol după cea mai faimoasă lucrare a sa, ecuațiile lui Friedmann au fost extinse la un univers care conține o origine inflaționistă, materie întunecată, neutrini și energie întunecată. Cu toate acestea, ele sunt încă perfect valabile, fără adăugiri sau modificări necesare pentru a ține cont de aceste progrese extraordinare. În timp ce cu toții putem argumenta despre meritele relative ale lui Einstein, Newton, Maxwell, Feynman, Boltzmann, Hawking și mulți alții, când vine vorba de universul în expansiune, prima ecuație a lui Friedmann este singura de care aveți nevoie. Conectează Materia și energia care sunt prezente la rata de expansiune de astăzi, în trecut și în viitor, și vă permite să cunoașteți soarta și istoria Universului din măsurătorile pe care le putem face astăzi. În ceea ce privește țesătura universului nostru, această ecuație ia coroana ca fiind cea mai importantă.